Les observations et les modèles indiquent que la fraction de galaxies actives dans l'Univers local est d'environ 10%. Cela peut être interprété comme un cycle, où 10% des galaxies seraient actives à un moment donné. Des preuves indirectes suggèrent également que l'activité des noyaux de galaxies varie de plusieurs ordres de grandeur sur des échelles de temps de comprises entre 10 000 ans et 10 millions d’années. L'estimation de ce taux d'activation (et alternativement, combien de fois chaque galaxie s'est allumée et éteinte) est importante pour contraindre les mécanismes d'alimentation des trous noirs centraux dans les modèles d'évolution des galaxies.
Les AGN naissants, c’est-à-dire une galaxie passant d'un état de repos ou de formation d’étoiles à un noyau actif de galaxie de type I, sont exceptionnellement difficiles à détecter. Une partie de la difficulté provient des données disponibles, puisque la plus grande étude spectroscopique (celle du SDSS) était à l'origine peu profonde, et visait principalement des galaxies qui étaient brillantes à un moment et qui ont pu devenir plus faibles par la suite - et non l'inverse.
Patricia Arevalo (université de Valparaiso) et ses collaborateurs ont recherché spécifiquement des galaxies candidates montrant un « allumage » de leur trou noir supermassif. Les candidates ont été sélectionnées à partir d'un échantillon de 2 394 312 galaxies non actives, qui présentent actuellement une variabilité de flux optique indiquant la possibilité d’un AGN de type I, selon le classificateur de courbes de lumière ALeRCE. Parmi toutes les signatures possibles de l'activité des AGN, les chercheurs se sont concentrés ici sur la classification spectrale optique. Ce choix est justifié par la disponibilité de données spectrales d'archives et la facilité d'obtenir de nouveaux spectres. De plus, cette approche permet d'identifier l'activité des AGN sans ambiguïté.
Une caractéristique clé des galaxies de Seyfert I et des quasars est la présence de larges raies d'émission dans leurs spectres optiques, avec des largeurs de milliers de km s-1. Par conséquent, l'identification de raies d'émission larges dans une galaxie quiescente précédemment classée par spectroscopie peut constituer une preuve irréfutable de l'existence d'un événement d'allumage d'un trou noir.
Les archives publiques contiennent environ deux millions de galaxies dont les spectres optiques ne présentent pas de raies d'émission larges (ou d'autres caractéristiques permettant de les identifier comme des AGN) et qui ont été obtenus il y a une dizaine d'années. Il est donc possible de détecter des événements d'allumage dans ce vaste ensemble de données s'ils se produisent plus fréquemment qu'environ 1/20 000 000 par an. Cependant, la réobservation de toutes ces galaxies n'est pas pratique, et les astrophysiciens doivent donc trouver d'autres critères pour la sélection des cibles. Heureusement, il existe une autre caractéristique distinctive des quasars et des galaxies de Seyfert I, qui est leur variabilité persistante et stochastique du flux optique (comme l’avaient montré MacLeod et al. en 2010 et Sánchez-Sáez et al. en 2018). De telles variations sont très rares même dans les AGN de type II et encore plus rares dans les galaxies quiescentes.
Arevalo et ses collaborateurs présentent la première identification réussie d'une transition d'un AGN non actif à un AGN de type I, qui a été réalisée en sélectionnant des cibles basées sur la variabilité optique et validée par l'apparition de larges raies d'émission dans le spectre optique. Cette galaxie est nommée ZTF20aaglfpy.
Arevalo et son équipe avancent en outre une preuve supplémentaire de l'activité actuelle, qui est la détection d'une source variable de rayons X, avec une luminosité sur la plage 2-10 keV d'environ 1043 erg s-1. Une seule explosion d'étoile massive à ce jour, AT2020mrf, a été rapportée comme ayant atteint une luminosité similaire avec une luminosité dans cette plage énergétique de 2 1043 erg s-1 (Yao et al. 2022). Le flux de rayons X de l'explosion stellaire AT2020mrf avait cependant diminué d'un facteur 10 un an plus tard, alors que ZTF20aaglfpy est restée à un niveau de flux similaire pendant les 550 jours couverts par les quatre relevés d'eROSITA. Les courbes de lumière optique sont également très différentes, AT2020mrf montrant une forte augmentation et un lent déclin, tandis que ZTF20aaglfpy montre une augmentation lente et régulière avec des éruptions récurrentes à plus courte échelle de temps.
Les chercheurs notent que les raies d'émission étroites continuent de présenter un rapport indiquant une formation d'étoiles et non un AGN. Cette absence de réaction peut s'expliquer selon eux si le temps de parcours différentiel de la lumière jusqu'à l'observateur via la région des raies étroites est plus long que le temps écoulé depuis l'allumage de l'AGN (dont les photons seraient vus d’une manière directe). Arevalo et ses collaborateurs prennent la différence de temps entre les deux observations spectroscopiques (c'est-à-dire 6674 jours) comme limite supérieure pour le temps écoulé entre l'allumage de l'AGN et l'observation des raies étroites dans le second spectre. Dans ce scénario, le trajet différentiel de la lumière devrait être supérieur à 18,3 années-lumière (5,6 pc), ce qui est modeste par rapport aux tailles typiques des régions à raies étroites. A titre de comparaison, Bennert et al. avaient déterminé en 2006 des tailles de régions à raies étroites de 700 pc à plus de 3 kpc sur des galaxies de Seyfert proches.
En conclusion, Patricia Arevalo et ses collaborateurs sont donc confiants sur leurs résultats spectraux qui démontrent le cas le plus convaincant d’une nouvelle activité d’AGN pour une galaxie qui avait auparavant une classification optique de formation d'étoiles. Le spectre de deuxième époque montre clairement l'apparition de raies de Balmer larges et proéminentes, sans aucun changement significatif observé dans les rapports de flux des raies étroites. Les courbes de lumière optique à long terme montrent une augmentation régulière de la luminosité à partir de 1,5 an après la prise du spectre SDSS et pendant au moins 7 ans. D’autre part, les couleurs dans l'infrarouge moyen observées avec WISE ont également évolué depuis les couleurs typiques des galaxies non actives vers des couleurs semblables à celles des AGN. Enfin, des détections récentes de flux de rayons X confirment sa nature d'AGN.
Les observations sur le long terme permettent ainsi de déceler l’évolution rapide de certaines galaxies, dont le trou noir supermassif peut générer une forte activité puis s’arrêter aussi vite dans un environnement en perpétuelle évolution.
Source
A newborn active galactic nucleus in a star-forming galaxy
P. Arévalo et al.
A&A Volume 683, 13 March 2024
https://doi.org/10.1051/0004-
Illustrations
1. Image composite de l'AGN Centaurus A [X: NASA/CXC/SAO; Optique: Rolf Olsen; Infrarouge : NASA/JPL-Caltech]
2. Spectres enregistrés avant et après la naissance de l'AGN dans ZTF20aaglfpy. (Arevalo et al.)
3. Patricia Arevalo
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K2-18b est une exoplanète de type sous-Neptune située dans la zone tempérée de son étoile. Les sous-Neptunes (∼2,4 R⊕ ) ont des taux d'occurrence élevés. Ces planètes ont des densités apparentes qui peuvent être expliquées par plusieurs modèles planétaires allant d'une atmosphère massive de dihydrogène similaire à celle de Neptune à une fine atmosphère d'hydrogène (par exemple, ∼1 bar) recouvrant un intérieur riche en H2O. Des astrophysiciens ont suggéré que les sous-Neptunes riches en H2O pourraient avoir des océans de surface habitables à condition que le climat soit adapté à l'eau liquide. Ces mondes dits « hycéens », s’ils existent, ont le potentiel de figurer parmi les environnements planétaires habitables les plus courants.
K2-18b est la candidate de ce type sans doute la plus connue maintenant. Elle a une masse de 8,63 M⊕ pour un rayon de 2,61 R⊕. Le spectre de transmission de son atmosphère a révélé des preuves solides de la présence de CH4 et de CO2 dans une atmosphère riche en H2. De plus, Webb n'a pas détecté de NH3, H2O ou CO dans la haute atmosphère de la planète. L'ammoniac (NH3) est plutôt attendu sur une mini-Neptune avec une atmosphère massive d'hydrogène (Hu et al. 2021 ; Yu et al. 2021 ). En septembre dernier, Nikku Madhusudhan et al. montraient à partir de leurs spectres obtenus avec Webb que les données s'expliquaient mieux par un monde de type « hycéen », constitué d'une atmosphère relativement mince d'hydrogène surplombant un océan d'eau liquide.
Nicholas Wogan (université de Washington) et ses collaborateurs se sont repenchés sur le cas de K2-18b en utilisant des modèles photochimiques et climatiques pour simuler K2-18b d'une part comme une planète hycéenne inhabitée, d'autre part comme une planète hycéenne habitée d'espèces microbiennes, et enfin comme une mini-Neptune riche en gaz sans surface définie (donc inhabitable).
Les chercheurs constatent qu'un monde hycéen sans vie serait difficile à concilier avec les observations du JWST, car la photochimie indique qu'il ne pourrait y avoir que moins de 1 partie par million de CH4 dans l'atmosphère de K2-18b, alors que les données indiquent qu'il y en a 1 % dans cette atmosphère, 10000 fois plus! Selon Wogan et ses collaborateurs, le maintien d'une teneur en méthane de l'ordre du pourcent peut nécessiter la présence d'une biosphère produisant du méthane qui serait similaire à la vie microbienne sur Terre il y a environ 3 milliards d'années. Wogan et ses collaborateurs montrent que si K2-18b est un monde hycéen habité par une vie microbienne, alors le CH4 et le CO pourraient être des gaz biologiquement modulés comme ils l'étaient sur la Terre archéenne anoxique. Les méthanogènes chimiosynthétiques peuvent consommer du H2 et du CO2 pour produire de l'énergie, produisant du méthane comme gaz résiduel.
Le CO est également un aliment pour les microbes acétogènes qui produisent du méthanol. Ce CH3 COOH produit aurait pu servir de nourriture aux méthanotrophes acétotrophes (CH3COOH → CH4 + CO2). Le modèle 2 des chercheurs simule K2-18b comme un monde hycéen avec des conditions aux limites représentant l'influence biologique de ces premiers métabolismes archéens. Pour modéliser la vie méthanogène, ils imposent un flux de CH4 en surface nécessaire pour reproduire le pourcentage de concentration observé dans les données JWST, qui atteint la moitié du flux de méthane biologique de la Terre moderne (5 × 1010 molécules cm-2 s-1) . Ils ajoutent également une vitesse de dépôt de CO de 1,2 × 10-4 cm s-1 pour se rapprocher de l'influence des acétogènes consommateurs de CO. À l'état d'équilibre photochimique, ce modèle 2 produit une teneur de 2 % de CH4 dans l'atmosphère, une valeur compatible avec les données de Webb.
Mais, d'un autre côté, ils démontrent qu'une mini-Neptune riche en gaz avec une métallicité égale à 100 fois la métallicité solaire un un ration C/O ayant la valeur solaire devrait contenir 4 % de méthane et près de 0,1% de CO2 , et ces chiffres sont eux aussi compatibles avec les données de Webb! Les chercheurs montrent en effet que le CH4 et le CO2 peuvent être produits thermochimiquement dans l'atmosphère profonde d'une telle planète puis mélangés vers le haut de l'atmosphère jusqu'aux basses pressions, la zone qui est sensible à la spectroscopie de transmission. De plus, le modèle de Wogan et al. prédit des abondances de H2O, NH3 et CO qui sont aussi globalement cohérentes avec les non-détections de Webb.
Pour choisir entre la solution d'une planète comportant une biosphère qui produit de grandes quantités de méthane et une mini-Neptune gazeuse, Wogan et ses collaborateurs rappellent qu'il existe des obstacles supplémentaires au maintien d'un climat tempéré stable sur les mondes hycéens, comme par exemple la fuite d'hydrogène de l'atmosphère ou la supercriticité potentielle en profondeur. A partir de là, les planétologues favorisent l'interprétation de la mini-Neptune, surtout en raison de sa relative simplicité et du fait qu'elle a besoin de moins d'hypothèses. Mais le scénario 2 impliquant une biosphère ne peut pas être "fortement exclu".
En résumé, pour Nicholas Wogan et ses collaborateurs, la solution hycéenne habitée par une vie microbienne possède plusieurs difficultés :
1. Pour expliquer les 1% de CH4 détectés par JWST, une planète hycéenne a besoin de CH4 biogénique ou d'une autre source inconnue de gaz pour la maintenir contre la destruction photochimique.
2. Les modèles prédisent qu'un climat tempéré stable est un défi sur une planète hycéenne. Une telle planète devrait connaître un effet de serre de vapeur incontrôlable, à moins que la lumière de son étoile ne puisse être réfléchie par des nuages, ce qui est toutefois possible.
3. Une atmosphère mince d'environ 1 bar de H2 peut être sensible aux fuites provoquées par le rayonnement intense. Et le H2 ne peut pas être reconstitué par le volcanisme, car la pression exercée par l'épaisse couche de glace et d'océan sur un monde hycéen empêcherait la fonte des silicates.
En revanche, la solution mini-Neptune a plusieurs avantages :
2. La cinétique de l'atmosphère profonde prédit également des abondances de NH3 et de CO qui sont compatibles avec les non-détections de ces deux gaz par Webb.
3. L'absence de caractéristiques H2O dans les spectres peut être expliquée par une condensation de la vapeur d'eau et le piégeage froid.
4. La modélisation 1D de base de l'équilibre radiatif-convectif peut expliquer le climat de la planète.
Les chercheurs rappellent qu'un monde hycéen habité pourrait évidemment être identifié grâce à la détection d'un gaz uniquement biogénique. Madhusudhan et coll. avaient trouvé en septembre dernier de faibles preuves de sulfure de diméthyle (DMS) dans le spectre de transmission de K2-18b, un gaz qui est presque exclusivement produit par la vie sur Terre (presque...). Si le DMS est finalement détecté de manière statistiquement significative, il pourrait être difficile d'expliquer sa présence sans biosphère sur une planète hycéenne. Webb va retourner au turbin...
Source
JWST Observations of K2-18b Can Be Explained by a Gas-rich Mini-Neptune with No Habitable Surface
Nicholas F. Wogan et al.
The Astrophysical Journal Letters, Volume 963, Number 1 (20 february 2024)
https://doi.org/10.3847/2041-8213/ad2616
Illustration
1. Vue d'artiste de K2-18 b (NASA, CSA, ESA, J. Olmsted (STScI), Science: N. Madhusudhan (Cambridge University))
2. Teneur des différentes espèces chimiques en fonction de la pression pour les modèles de planète hycéenne sans vie microbienne à gauche et avec vie microbienne à droite (Nicholas F. Wogan et al.)
3. Teneur des différentes espèces chimiques en fonction de la pression pour le modèle de planète sous-Neptune gazeuse (sans vie microbienne) (Nicholas F. Wogan et al.)
4. Nicholas F. Wogan
